THEORIE DER BEWEGUNG DES MONDES. 
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und es werden die Coefficienten von 
g x sin 
X-j-a 
X — a 
2 E — X -J- a 
2 E — \ — a 
—fr»e(l-■!*») 
+ i we(l —in) 
+ |-W£ |l + -g-wj 
Um diese Formel mit den [MAYERschen] Tafeln vergleichen zu können, 
sind erst noch verschiedene Reductionen damit vorzunehmen, — 
I. Müssen wir darin statt E, d. i. der Entfernung des Mondes von einer 
fingirten mit einer mittlern Geschwindigkeit, die der des Mondes proportional 
ist, laufenden Sonne, E\ die Entfernung des Mondes von der wahren Sonne 
einführen. 
II. Anstatt X, der Entfernung des Mondes in der Ekliptik von einem 
fingirten und mit einer der des Mondes proportionalen Geschwindigkeit 
laufenden Knoten, haben wir X', die Entfernung des Mondes in der Bahn 
von einem gleichförmig laufenden Knoten in Rechnung zu bringen. 
III. Gleichfalls statt M ist M', Entfernung vom gleichförmig vorrückenden 
Apogäum und 
IV. Statt a ist a\ die wirkliche mittlere Anomalie der Sonne zu setzen. 
Endlich V. ist aus 6, der Tangente der Breite, die Breite selbst, ß, ab 
zuleiten. Zu diesen Endzwecken haben wir folgende Gleichungen: 
I. E = E'— 2 Esina-|-|-£8sin 2 a-f- 2wcsinM-f-|-weesin 2M— “W 3 sin 2E 
+ x nne sin (2-E — M)~f- ingg sin 2 X — 3nm sin a 
II. X = X' — [igg — ig A ) sin 2 X'+ -¡fag*sin 4 X 
— £ j 2 e sin M-\- fee sin 2 M —^-nn sin 2 E 
-f-^racsin [2E — M) -f-igg sin2X — 3wssin«j 
III. M — M' -j- 2 ey] sin M 
IV. a = a~i 2 wesin M 
V. ß = 0 — |.Q 3 +^6 5 . 
I